Fotoszférikus horizontális áramlások vizsgálata = Study of photospheric horizontal flows

Kálmán, Béla (2007) Fotoszférikus horizontális áramlások vizsgálata = Study of photospheric horizontal flows. Project Report. OTKA.

Preview

PDF 37426_ZJ1.pdf Download (617kB)

Abstract

Debreceni fotohéliogramok, TRACE fotoszféra-, kromoszféra- és koronaképek valamint SOHO MDI magnetogramok alapján a NOAA 9373 sz. szoláris aktiv vidék fejlődését vizsgáltuk 2001. márc. 10-21. közt. Megállapítható volt, hogy az egyszerű bipoláris foltcsoportnak látszó aktív vidék a valóságban legalább 7 bipoláris napfoltcsoportot tartalmaz. Vezető foltja a követő résztől elszakadva kb. két fokot mozgott héliografikus szélességben, ami nagyon szokatlan. Új mágneses fluxus közel egyidejűleg bukkan fel az aktív vidék két átellenes oldalán, ami úgy értelmezhető, hogy a régi, a konvektív zóna tetején úszó mágneses struktúra akadályozza a felbukkanást. A régi és az új mágneses struktúrák közt, a TRACE koronaképek alapján, nincs kölcsönhatás, ez magyarázza az egyébként bonyolult és gyorsan változó napfoltcsoport csekély aktivitását. A megfigyelt fejlődés megfelel annak a modellnek, amely szerint az aktív vidékek a konvektív zóna alatti rétegben (ahol a dinamó-mechanizmus működik) bekövetkező instabilitás következtében felúszó mágneses erővonalköteg felszínre bukkanásával keletkeznek. Ez egy ideig kapcsolódik még a mélyebb rétegekhez, majd a turbulencia miatt lefűződik, a mágneses erővonalak átkötődnek a felszín alatt, így az aktív vidék egy egyre sekélyebb, a konvektív zóna tetején úszó képződmény lesz. Legutóljára a legstabilabb vezető folt marad csak, amelyet a körülötte lévő áramlás stabilizál, és a turbulencia végül a külső peremén hatva ezt is szétszórja. | Evolution of solar active region AR NOAA 9373 was studied between 10-21 March 2001, based on Debrecen photoheliograms, TRACE observations of the photosphere, chromosphere and corona, and SOHO MDI magnetograms. The AR, a seemingly simple bipolar sunspot group, in reality contained at least 7 bipolar sunspot groups. Its leader spot detached from the following part of the group, and moved about two degrees in latitude, which is unusual. New magnetic flux emerges almost simultaneously at the opposite sides of the active region, which can be interpreted as the old, shallow magnetic structure, swimming atop the convective zone, does not allow the emergence of the new flux. There is no interaction between the old and new magnetic structures, according to the TRACE coronal images, this can cause the low activity of the complex and quickly changing AR. The evolution may be described as active regions appear due to instability in the layer immediately below the convective zone (where the dynamo-mechanism operates), the magnetic flux-ropes became buoyant and emerge to the surface. They are connected to the deeper layers for some time, then the connection breaks up due to turbulence and the magnetic lines of force reconnect below the surface, so the region becomes a gradually shallower structure swimming atop the convective zone. Finally only the most stable leader spot remains, stabilized with a ring flow around it, and further becomes dispersed by turbulence acting at its periphery.

Actions (login required)

Edit Item